HISTÓRIA DA ESPECTROSCOPIA

Em 1666, Isaac Newton (1643-1727) introduziu o termo espectro quando mostrou que a luz branca do sol podia ser dividida em uma série contínua de cores. O experimento de

Newton, ilustrado na Figura 36, é considerado o marco experimental de dispersão da luz branca e, portanto, a referência inicial da espectroscopia.

Figura 36 - Experimento de Isaac Newton: Utilizando uma superfície com um pequeno orifício que emitia um feixe de luz, uma lente para focá-lo, um prisma de vidro para dispersá-lo, e uma

tela para exibir o espectro resultante.

Fonte: Química 3d²⁸.

Na Figura 36 é mostrado o fenômeno óptico da luz conhecido como dispersão da luz, a qual é decomposta em vários comprimentos de onda, ou seja, a luz branca (policromática) se decompõe em várias luzes monocromáticas ao ser refratada quando passa por um prisma.

Outra contribuição ao desenvolvimento da espectroscopia encontra-se nas pesquisas do alemão Joseph Fraunhofer (1787-1826). Em 1814, Fraunhofer ao observar a luz do Sol a partir de um instrumento ótico que ele próprio construiu, constatou que o espectro da luz solar após sua dispersão apresentava um grande número de finas linhas escuras (as chamadas linhas de Fraunhofer) apontadas na Figura 37.

28 Disponível em: http://www.quimica3d.com/ir/br/introducao.php

Figura 37 - Imagem do espectro solar com raias de Fraunhofer identificadas.

Fonte: RECURSOS CMCMC²⁹.

Estava assim criado o primeiro espectroscópio para analisar e estudar espectros das estrelas e planetas. Porém, Fraunhofer na época não compreendia e não soube explicar a razão das linhas escuras que surgiam no espectro de luz apontado na Figura 37.

Outros importantes contributos para o avanço da técnica de espectroscopia foram deixados por R. Bunsen (1811-1899) e Robert Kirchhoff (1824-1887). Bunsen na experiência usando o bico de Bunsen produzia uma chama incolor, mas quando na presença de gases de diferentes naturezas surgiam linhas espectrais bem especificas e intrínsecas do gás em análise.

A partir dos resultados dos experimentos com Bunsen, Kirchhoff estabeleceu três Leis, explicitadas no livro Astronomia e Astrofísica de Kepler Filho (2014):

1) Um corpo opaco, quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro contínuo.

2) Um gás transparente produz um espectro de linhas brilhantes (de emissão). O número e a posição destas linhas dependem dos elementos químicos presentes no gás.

3) Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição destas linhas dependem dos elementos químicos presentes no gás.

Logo é compreendido que a presença das linhas escuras existentes no espectro do Sol deve-se ao fato que cada elemento químico possui um conjunto de linhas espectrais associadas sendo, portanto, essas linhas escuras no espectro solar causadas pela absorção da luz dos elementos presentes nas regiões mais externas do Sol.

Na Figura 38 temos a representação dos espectros de absorção, de emissão e espectro contínuo baseadas nas Leis de Kirchhoff.

29 Disponível em: http:// cmcmc.pt

Figura 38 - Classificação espectral de acordo as Leis de Kirchhoff.

Fonte: UFRGS³⁰

As linhas espectrais mostradas na Figura 38 são consequências das transições atômicas dos elétrons existentes nos átomos que constituem a matéria, mas o que são essas linhas escuras ou brilhantes, porque elas aparecem e como elas são produzidas? E os espectros contínuos, por que são formados uma vez que todo átomo absorve e emite linhas espectrais? Para responder a essas perguntas seria interessante “viajar” um pouco no tempo, iniciando nossa viagem pela compreensão da evolução do átomo, mas como não é foco específico para a pesquisa de mestrado, vamos transpor essa etapa.

O átomo, segundo o modelo de Bohr, é constituído de prótons e nêutrons, os quais ficam localizados no núcleo do átomo e os elétrons orbitando o núcleo. Quando o elétron de um átomo fica excitado, ele passa para um nível de energia mais alto e quando retorna para o nível mais baixo, emite radiação. Porém quando há interação com outros átomos, essa interação pode absorver a luz, produzindo linhas espectrais de absorção (linhas escuras) ou torná-la mais brilhante, produzindo linhas espectrais de emissão (linhas brilhantes). Porém como explicar as linhas espectrais contínuas? De acordo com Kepler Filho:

Quando átomos interagem com outros, as linhas espectrais são alargadas, já que os átomos têm velocidades diferentes e os comprimentos de onda se deslocam pelo efeito Doppler. Quando um agregado de átomos interage fortemente, como em um sólido, líquido, ou gás opaco, todas as linhas são tão alargadas, que produzem um contínuo térmico. (KEPLER, 2005, sem paginação)

Devido a esse alargamento, o espectro formado não apresenta linhas mais brilhantes e não apresenta linhas mais escuras (o que não significa ausência de luz), exibindo um espectro de luz contínuo. Enfim, esses espectros podem apresentar três componentes, o contínuo, linhas de absorção (ausência de luz) e linhas de emissão (excesso de luz). E esses perfis quando

30 Disponível em: http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

observados em uma amostra identifica de forma bem particular a estrutura atômica da luz analisada, nos revelando os parâmetros característicos da estrela observada. Veja a seguir na Figura 39, a classificação espectral das estrelas.

Figura 39 - Classificação atualizada dos espectros de estrelas desenvolvida no observatório de Harvard, nos Estados Unidos, no início do século XX.

Fonte: prof2000.pt/users/angelof³¹.

Na Figura 39, podem ser observadas linhas de absorção (linhas escuras/ausência de luz) quando a luz emitida pelas estrelas é absorvida pelas suas respectivas atmosferas. Nota-se que cada tipo espectral apresenta uma natureza atômica diferente.

7.2. FUNDAMENTOS BÁSICOS DO EXPERIMENTO ESPECTROSCÓPIO SOLAR